Le transit d`une exoplanète

Olympiades de la physique 2016
Team Univers
Le transit d’une exoplanète
Elèves : Professeurs :
- Caillaux Anabelle - Christophe Genovesio
- Collignon Victoire - Didier Labatut
- Daraignes Thibault - Olivier Vallejo
- Mayaux Julie
- Snajder Dorian
Chercheur référent : Franck Selsis (LAB)

Remerciements
Nous tenons à remercier les professeurs qui nous ont permis de participer à ce projet, M.
Genovesio, M. Labatut et M. Vallejo. Nous remercions également Mme Piro, proviseur et M.
Alain proviseur-adjoint du Lycée Maine de Biran pour leur soutien, ainsi que M. Selsis du
Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux pour avoir initié le projet.
Problématique initiale
Depuis plus de vingt ans, notre vision des planètes a fortement évolué avec la détection et
l'étude de nombreuses exoplanètes gravitant autour d'autres étoiles que le Soleil dans notre
Galaxie.
Les progrès instrumentaux et l'ingéniosité des chercheurs ont permis la mise au point de
plusieurs techniques de détection complémentaires. Nous allons nous intéresser à ces
techniques en essayant de modéliser, et de reproduire en laboratoire, une ou plusieurs d'entre
elles pour contraindre les paramètres optimaux de détection des exoplanètes, notamment les
planètes telluriques.
Introduction
Depuis que des planètes ont été découvertes à l'extérieur de notre système solaire en 1992 (en
orbite autour d'un pulsar) et en 1995 (en orbite autour d'une étoile de type Soleil), l'étude de
ces planètes, appelées exoplanètes ou planètes extrasolaires est devenue l'un des principaux
axes de recherche en Astrophysique. Nos connaissances sur les exoplanètes ne cessent de
s’accroître, de leur formation, leur évolution jusqu'au méthodes de détection qui deviennent
de plus en plus pointues et efficaces. Le travail que nous allons vous présenter se compose de
trois parties, une première partie théorique où nous présenterons les différentes méthodes de
détection des exoplanètes. Ensuite nous montrerons les différentes étapes de la conception de
notre maquette du système planétaire de 51 Pegasi, une étoile assez brillante de la
constellation de Pégase, ainsi que des mesures d’éclairement lumineux lors d’une simulation
de transit. Enfin, nous vous présenterons un programme informatique que nous avons mis au
point pour simuler un transit planétaire.

I. Les méthodes de détection
Une planète est un objet, en orbite autour d’une étoile, suffisamment massif pour, à la fois
avoir une forme sphérique et avoir nettoyé la zone périphérique du disque de gaz en rotation
dans laquelle il se trouve, que l’on appelle le disque protoplanétaire qui entoure la nouvelle
étoile tout juste formée.
La première détection d’exoplanète a eu lieu en 1992 lorsque deux astrophysiciens,
Aleksander Wolszczan et Dale Frail ont découvert trois exoplanètes dans un environnement
très particulier puisqu’elles sont en orbite autour d’un pulsar. C’est en 1995 que la première
exoplanète orbitant autour d’une étoile de la séquence principale ( partie du diagramme de
Hertzprung- Russell où la plupart des étoiles se trouvent) a été découverte. Il s’agit de la
planète 51 Pegasi b. Cette planète a une masse d’environ la moitié de celle de Jupiter, et elle
orbite autour de son étoile 51 Pegasi en seulement 4 jours terrestres environ. Elle est ainsi huit
fois plus proche que ne l’est Mercure du Soleil dans notre système solaire. Depuis 1995, la
planétologie a connu un essor considérable avec la découverte de milliers d’exoplanètes grâce
à plusieurs techniques que nous allons maintenant vous décrire.
A. Méthode directe : La détection directe par imagerie
Chercher des exoplanètes c’est souvent chercher une aiguille dans une botte de foin. Les
planètes émettent peu de lumière, alors que les étoiles autour desquelles elles orbitent
rayonnent énormément . Essayer de voir la lumière d’une planète, c’est comme tenter
d’observer la lumière émise par une petite bougie placée devant une forêt en feu.
La détection directe est la façon la plus difficile de détecter une exoplanète. Le but est
d'essayer de faire une image directe de celle-ci, mais le contraste entre la lumière émise par
l'étoile et celle de la planète est immense. De ce fait les planètes à détecter sont presque toutes
masquées par la lumière de leur étoile.
Un des remèdes pour palier à ce problème est d'observer une étoile dans le domaine
infrarouge plutôt que dans le domaine visible. En effet, le rapport d'intensité d'émission entre
la planète et l'étoile est beaucoup moins important en infrarouge ( environ 103) que dans le
visible (environ 109).
Une autre méthode consiste à masquer la lumière de l'étoile qui parvient à l'observateur en
utilisant la technique du coronographe. La coronographie permet de masquer l'étoile, on ne
distingue alors plus que sa couronne stellaire. Le récepteur est beaucoup moins aveuglé par la
lumière qui vient de l'étoile et distingue donc plus facilement une éventuelle exoplanète.
L'imagerie directe est très difficile à réaliser mais c'est la seule méthode de détection qui
permet d'accéder à certaines caractéristiques de la planète comme la quantité d'eau à sa
surface par exemple.
C'est le télescope VLT de l'ESO au Chili qui a fait la première détection directe par
imagerie en 2004 (c'était la planète 2m1207b dans la constellation du Centaure).
B. Méthodes indirectes de détection
La majorité des exoplanètes découvertes à ce jour l'on été grâce à différentes méthodes de
détection indirectes. Ces méthodes n'étudient pas directement la planète mais elles

s’intéressent aux effets que la planète induit sur l'étoile du système. En effet une planète
affecte l'étoile autour de laquelle elle tourne de différentes façons. La faible attraction
gravitationnelle exercée par la planète sur l'étoile va entraîner une révolution de celle-ci sur
une petite orbite circulaire qui peut être détectée grâce aux vitesses radiales ou à l'astrométrie.
Par ailleurs il arrive que la planète lors de sa révolution autour de l'étoile passe entre l'étoile et
l'observateur terrestre , entraînant une variation de la luminosité perçue, c'est la méthode du
transit.
Toutes ces variations sont faibles mais leur étude a permit de détecter un grand nombre
d'exoplanètes.
B.1 La micro-lentille gravitationnelle
Albert Einstein, dans sa théorie de la relativité générale, a montré que la gravitation pouvait
avoir des effets sur la lumière. C'est à dire qu'un rayon lumineux passant à proximité d'un
corps massif sera dévié. Les astrophysiciens utilisent ici cet effet pour observer des objets que
l'on ne pourrait pas voir normalement. Si un corps massif se trouve sur la trajectoire entre le
système exoplanétaire et nous, les rayons lumineux en provenance de ce système vont être
déviés, un peu comme ils le seraient en passant à travers une lentille convergente. Cette
technique a des inconvénients majeurs : en effet, la probabilité que deux systèmes de corps
célestes soient parfaitement alignés avec la Terre est rare. De plus, il faut que le corps qui joue
le rôle de lentille n'émette pas de lumière, comme un trou noir ou une naine brune.
L'observation de ce phénomène montre, sur la courbe de luminosité amplifiée venant
principalement de l'étoile, un second pic plus petit qui correspond à l'exoplanète. La taille et la
largeur de ce pic secondaire dépendent de la masse et de la distance de la planète par rapport à
l'étoile.
Explications :
Cas général
Une lentille gravitationnelle est un objet massif (exemple : amas de galaxie, trous noirs…).
Cette méthode permet d'étudier des objets de façon très limité, car son principe repose sur la
déviation de rayons lumineux. Admettons une étoile quelconque, très éloignée de notre
système solaire. Il faut, pour utiliser cette méthode, que l'étoile soit alignée avec un objet
massif (lentille gravitationnelle) et la Terre. D'après la théorie d'Einstein, les rayons lumineux
de l'étoile vont être déviés (courbés) à cause du champ gravitationnel de la lentille.
Ainsi, c'est depuis la terre que nous pourrons observer cette déviation des rayons lumineux.
Méthode de la micro-lentille gravitationnelle
Ce que l'on nomme micro-lentille est une planète (peu d'émission de lumière, voir aucune).
On considère une étoile accompagnée d'une exoplanète comme l'objet massif en question.
Ce sont les rayons lumineux de la première étoile qui vont être courbés par le champ
gravitationnel de la seconde étoile. Mais ces rayons vont aussi être courbés par le champ
gravitationnel de la planète : c'est l'effet de micro-lentille gravitationnelle (une des
conséquences de la théorie de la relativité). Dans cette situation, on assiste à une amplification
des rayons lumineux.

Après observation, on obtient des graphiques de la forme suivante :
Sur le graphique, le plus petit pic représente le passage de l'exoplanète, le plus grand celui de
l’étoile.
Cette méthode a permis de détecter des exoplanètes très éloignées de notre système solaire.
Malgré cela, elle est peu efficace, car ce genre de phénomène est peu fréquent et ne dure pas
très longtemps.
De plus, si le phénomène s'est produit une fois, il ne se reproduira pas : il faut être certain de
la présence d'une exoplanète à cet endroit là.
B.2 Les vitesses radiales
Les astronomes peuvent obtenir énormément d’informations grâce au spectre d’une étoile.
Quand l’étoile bouge sur sa petite orbite, elle va effectuer un mouvement d’avant en arrière
par rapport à la Terre. La vitesse observée sur Terre est la vitesse radiale, c’est à dire dans la
direction de la ligne de vue de l’observateur. Ces changements de vitesse radiale se traduisent
dans l’observation du spectre stellaire par un déplacement des raies vers les courtes ou
grandes longueurs d’onde, c’est l’effet Doppler. Le même effet que l’on perçoit avec le son
dans l’air lorsqu’on entend la sirène d’une ambulance qui s’approche puis s’éloigne de nous.